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2025-08-04T12:22:48Z

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Als '''Sauerstoffbrennen''' bezeichnet man eine Gruppe von [[Kernfusion]]sreaktionen im Inneren massereicher [[Stern]]e mit einer Ausgangs[[Masse (Physik)|masse]] von mindestens 8…11 [[Sonnenmasse]]n, bei denen durch Umwandlung von [[Sauerstoff]]-[[Atomkern]]en [[Energie]] freigesetzt wird.

Es hat nichts mit der aus dem Alltag bekannten chemischen Verbrennung zu tun.

== Reaktionen ==

Sauerstoffbrennen setzt ein, nachdem die leichteren Elemente durch andere Fusionsprozesse verbraucht wurden. Voraussetzung für das Sauerstoffbrennen sind Temperaturen von mindestens 1,5·109 [[Kelvin]] und [[Dichte (Physik)|Dichten]] von mindestens 1010 kg/m3. Solch extreme Werte werden nur in sehr schweren Sternen von mindestens 8 bis 11 Sonnenmassen erreicht.

Beim Sauerstoffbrennen fusionieren zwei Sauerstoffkerne zu einem schweren Kern, darunter [[Schwefel]] (S), [[Phosphor]] (P), [[Silicium]] (Si) und [[Magnesium]] (Mg). Dabei werden [[Gammastrahlung|Gammaquanten]] und leichte Teilchen, wie [[Neutron]]en, [[Proton]]en, [[Deuteron]]en, [[Alphastrahlung|Alphateilchen]] (= 4He-Kerne) etc., abgestrahlt, welche anschließend selbst in Folgereaktionen eintreten:<ref name="Langer">{{cite web |last=Langer |first=N. |year=2012 |title=Nucleosynthesis |url=https://astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/teach_nuc.html |type=lectures |location=Bonn University| accessdate=2013-10-19}}</ref>

: <math>\mathrm{_{\ 8}^{16}O + {}_{\ 8}^{16}O \rightarrow {}_{14}^{28}Si + \alpha + 9{,}594\ MeV}</math> (34%),
: <math>\mathrm{_{\ 8}^{16}O + {}_{\ 8}^{16}O \rightarrow {}_{15}^{31}P + p + 7{,}678\; MeV}</math> (56%),
: <math>\mathrm{_{\ 8}^{16}O + {}_{\ 8}^{16}O \rightarrow {}_{16}^{31}S + n + 1{,}500\ MeV}</math> (5%),
: <math>\mathrm{_{\ 8}^{16}O + {}_{\ 8}^{16}O \rightarrow {}_{15}^{30}P + d - 2{,}409\ MeV}</math> (5%),
: <math>\mathrm{_{\ 8}^{16}O + {}_{\ 8}^{16}O \rightarrow {}_{16}^{32}S + \gamma + 16{,}54\ MeV}</math>,
: <math>\mathrm{_{\ 8}^{16}O + {}_{\ 8}^{16}O \rightarrow {}_{14}^{30}Si + 2 \, p + 0{,}381\ MeV}</math>,
: <math>\mathrm{_{\ 8}^{16}O + {}_{\ 8}^{16}O \rightarrow {}_{12}^{24}Mg + 2 \, \alpha - 0{,}39\ MeV}</math>,
: <math>\mathrm{_{\ 8}^{16}O + {}_{\ 8}^{16}O \rightarrow {}_{13}^{27}Al + \alpha + p - 1{,}99\ MeV}</math>.<ref name="Clayton">https://web.archive.org/web/20080330161445/http://model.susu.ru/transmutation/0008.htm</ref>

Während des vorangegangenen [[Neonbrennen]]s bildete sich ein inaktiver Kern aus Sauerstoff und Magnesium im Zentralbereich des Sterns. In Ermangelung weiteren Brennstoffs kommt das Neonbrennen zum Erliegen. Der [[Strahlungsdruck]] reicht nun nicht mehr aus, um der [[Gravitation]] der eigenen Masse entgegenzuwirken, und der Kern wird weiter zusammengedrückt. Dies bewirkt einen neuerlichen Temperatur- und Dichteanstieg, bis die Entzündungstemperatur für das Sauerstoffbrennen erreicht ist und sich der Stern wieder stabilisiert. Um den Kern setzt im so genannten [[Schalenbrennen]] wieder das Neonbrennen ein; nach außen folgen Schalen mit [[Kohlenstoffbrennen|Kohlenstoff]]-, [[Drei-Alpha-Prozess|Helium]]- und [[Wasserstoffbrennen]].

Das Sauerstoffbrennen währt nur wenige Jahre (im Artikel [[Stern#Fusionsprozesse|Stern]] findet sich eine exemplarische Zeitskala für die Dauer der einzelnen Brennphasen). Während dieser Zeit reichert sich der Kern mit Silicium und Schwefel an, bis der Sauerstoff verbraucht ist. Danach kühlt der Kern erneut ab und wird durch die Gravitation komprimiert, bis das letzte Brennstadium einsetzt, das [[Siliciumbrennen]].

== Siehe auch ==
* [[Schalenbrennen]]

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Navigationsleiste_Stellare_Nukleosynthese}}

[[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]]

Sauerstoffbrennen - Versionsgeschichte

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